thumb|right|200px|Spirituszláng és spektruma thumb|right|200px|Lángfestés nátrium-karbonáttal
A csillagászati színképosztályozás (szűkebb értelemben) a csillagok vizsgálatának, fejlődésük modellezésének fő módja a luminozitási osztályokba sorolásuk mellett. A színképosztályokba sorolás a spektrális tulajdonságaik alapján történik. Segítségével megbecsülhetjük a csillagok hőmérsékletét, a felszíni gravitációjukat, különféle fémek gyakoriságát (a csillagászok minden, a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemet fémnek neveznek). A becslési eredmények összevethetők a kísérleti eredményekkel az elméletek helytállóságának ellenőrzésére, avagy új elméletek, modellek születhetnek belőlük. Emellett képet nyerhetünk a csillagok fejlődéséről is.
A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. A csillagok külső régióiban található elemek nyomvonalai úgy rakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, mint William Wollaston lángfestő kísérletében, aki alkohol lángjába helyezett nátriumsót, majd elemezte a kontinuumra rakódó nátriumvonalakat.
A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd megpróbálták ezeket a kémiai elemek laboratóriumokban kapott emissziós vonalaival azonosítani. E módszer különösen eredményes volt a napkutatásban: így fedezte fel 1868-ban Pierre Janssen és Sir Joseph Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott héliumot (Héliosz: Nap, görögül) a Nap légkörében. A kémiai analízis új módja lehetővé tette egyrészt a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-a hidrogén és hélium, a maradék 1% főleg C, N és O), másrészt a csillagok színképosztályokba sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikációt).
Az első színképosztályozási rendszer A színképek osztályozásának rendszerét Pietro Angelo Secchi dolgozta ki 1863-ban, és a csillagok 3 csoportját különböztette meg felszíni hőmérsékletük csökkenő sorrendjében. A ma használatos, Harvard-féle rendszer Edward Charles Pickering, Alain Maury és Annie Jump Cannon eredményeképpen ezt bővítette ki az 1900-as években. Az osztályozás tulajdonképpen empirikus: minden színképosztályhoz rendel valamilyen felületi hőmérsékletet és az abszorpciós spektrumvonalak egy készletét. A felületi hőmérséklet csökkenő sorrendjében a csillagokat 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) és 3 mellékosztályba (R, N, S) soroljuk. Az O típusúak a forró kék, az M típusúak pedig a hideg, vörös csillagok. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-tól 9-ig alosztályokat is bevezettek. Ez alól kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. Henry Draper katalógusa szerint a 8 magnitúdónál fényesebb csillagok 99,78%-a az O, B, A, F, G, K, M 0 típusok valamelyikébe tartozik (ezen belül 17% O típusú). Az R, N, S színképosztályba mindössze a csillagok 0,05%-át sorolják. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:
a hidrogén Balmer-sorozata az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai a kálium abszorpciós vonala (393,3 nm) az ún. G-sáv (CH-molekula) a semleges kalcium 422,7 nm-es vonala 431 nm körüli fémvonalak A TiO molekula sávjai
Példaként felsoroljuk a fősorozatba tartozó csillagok különböző színképosztályainak fizikai adatait (a HRD alapján). A római számok a csillag színképére jellemző atomok ionizációs állapotaira utalnak; I: semleges atom, II: egyszeresen ionizált, III: kétszeresen ionizált atom. OsztályHőmérséklet (K)A csillag színeSpektrális jellemzőkTömegSugárLuminozitásPéldaO30 000 – 50 000Kékerős He I és He II abszorpciós vonalak60151 400 000ε Orionis, Mintaka, ζ PuppisB10 000 – 30 000KékH I (Balmer-sorozat), He I abszorpciós vonalak18720 000Rigel, SpicaA7500 – 10 000Kékes-fehérerős H (Balmer) vonalak, ionizált fémvonalak (K, Ca II)3,22,580Szíriusz, Vega, DenebF6000 – 7500Sárgás-fehérBalmer-sorozat, semleges és ionizált fémvonalak (Fe I, Fe II, Ti II, Ca I, Ca II, Mg I)1,71,36Canopus, ProcyonG5000 – 6000SárgaItt a legerősebbek a H és K vonalak, előfordulnak Ca II (H és K) és Fe I vonalak is1,11,11,2Nap, CapellaK3500 – 5000Narancs-sárgaerős K és Ca II (H és K) vonalak, Fe, Ti vonalak, CN CO és TiO sávok0,80,90,4Arcturus, Aldebaran, α Centauri, AntaresM2000 – 3500Narancs-vörösdominálnak az abszorpciós molekulavonalak (főleg TiO) és a semleges fémvonalak0,30,40,04Betelgeuze, Barnard csillagR3500 – 5400Vörös-infravörösC2, CN és CH molekulák sávjaiS Camelopardalis, RU VirginisN1900 – 3500InfravörösC2 és CH4 molekulák sávjaiR Leporis, Y Canum Venaticorum, U HydraeS2000 – 3500InfravörösZr, Y, Ba, La, TiO, ScO, VO, ZrO, és YO vonalakT Camelopardalis, U Cassiopeiae A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal (mnemonikokkal) jegyezhetjük meg. „Oly Barátságos A Fénylő Göncölszekér, Keresd Meg.” „Orosz Barátom Azt Felelte, Gépek Készítenek Mindent [Rám Ne Számíts].”
Angolul: „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.” (legismertebb) „Optical Binary Affairs Fundamentally Generate Keplerian Marriages.” „Out Beyond Andromeda Fiery Gases Keep Making Really Nifty Stars.”
O színképtípusú csillagok
A csillagok színképosztályozásában az O típusú csillagok felszíni hőmérséklete a legmagasabb: 25–40 000 K. Sugárzási maximumuk az ultraibolya tartományba esik, a látható színképtartományban megfigyelve kék színűek. Az O színképtípusnak (kivételesen) 5 alosztálya van; a számozás O5-től O9-ig tart, ahol O5 az osztályon belüli legforróbb csillagokat jelöli. Domináns vonalak: a semleges hélium (O5-től O9-ig erősödik), az egyszeresen ionizált hélium, a kétszeresen ionizált nitrogén, a kétszeresen ionizált oxigén, a kétszeresen ionizált szén és a háromszorosan ionizált szilícium. Feltűnők a hidrogén Balmer-vonalai, habár a késői alosztályoknál nem olyan erősek. Mivel ezek a csillagok különösen forrók, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak. (Az erős ultraibolya sugárzásuk ionizálja a légkörük külső rétegeit.) A legritkábban ez a színképosztály fordul elő a fősorozati csillagoknál. Ennek az a magyarázata, hogy a fősorozatot gyorsan elhagyják, a rövid élettartamuk miatt. A fősorozati csillagok 0,00003125%-a tartozik ebbe az osztályba – ilyen csillagok például a ζ Puppis, a λ Orionis és a Trapéz-csillagok az Orion-ködben. A lenti ábrán egy O5 V spektráltípusú csillag színképe látható. center|thumb|700px|Egy O5v spektráltípusú csillag színképe
B színképtípusú csillagok
Felszíni hőmérsékletük 12 300–25 000 K közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatának vonalai, ezek a B0 alosztálytól a B9-ig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai; ezek a B2 típusban a legerősebbek. Előfordulnak ionizált fémvonalak: Mg II és Si II. Az ionizált oxigén- és szénatomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ezen csillagok – O típusú csillagokkal alkotott – halmazait OB-asszociációnak nevezzük. A fősorozat csillagainak nagyjából 0,13% tartozik ebbe a színképosztályba, ilyenek például a Rigel, a Bellatrix, a Spica, az Orion csillagkép övcsillagai és a Pleiadok nyílthalmaz fényesebb csillagai. Az alábbi ábrán egy B2 II spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|center|700px
A színképtípusú csillagok
Az A típusú csillagok felszíni hőmérséklete 7900–10 000 K, színük fehér. Spektrumukban erőteljesek a hidrogén Balmer-vonalai (legerősebbek az A0 típusnál) és az ionizált fémvonalak: Fe II, Mg II, Si II (legerősebbek az A5 típusnál). Gyengébbek a hélium és a kalcium vonalai. A fősorozati csillagok 0,63%-a ebbe az osztályba sorolható, ilyenek például a Vega, a Deneb és a Szíriusz. Az alábbi ábrán egy A2 I spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|center|700px
F típusú csillagok
Felszíni hőmérsékletük 6000 és 7500 K közötti. Színképükben gyenge (F0-tól F9-ig gyengülő) hidrogénvonalak mellett a Fe és a Cr egyszeresen ionizált (F0-tól F9-ig erősödő) fémvonalait láthatjuk. A legerősebbek a kalcium H- és K-vonalai; e csillagok fehérek vagy sárgák. A fősorozat csillagainak 3,1%-a tartozik ebbe az osztályba – ilyen például a Canopus és a Procyon. Az alábbi ábrán egy F2 III spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|center|700px
G színképtípusú csillagok
Felszíni hőmérsékletük 5–6000 K. Erről a színképosztályról tudunk a legtöbbet, mivel a mi Napunk is ebbe tartozik. A semleges hidrogén vonalai gyengülnek, a semleges fémek vonalai válnak a legerősebbeké. Az egyszeresen ionizált kalcium H- és K-vonala is látható. Rendkívül erős a G-sáv (valójában a CH és a Fe vonalainak csoportja). A fősorozat csillagainak 8%-a tartozik ide; a Nap mellett például a τ Ceti és a Capella. Az alábbi ábrán egy G5 III spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|center|700px
K színképtípusú csillagok
Felületi hőmérsékletük 3000 és 5000 K közötti, színük narancssárga. Néhány közülük óriás vagy vörös óriás, de ide tartozik a fősorozat csillagainak 13%-a is (LeDrew). Bennük felerősödnek Mn I, Fe I, Si I semleges fémvonalai és a molekulasávok (főként TiO); a hidrogénvonalak már kevésbé jelentősek. Gyengülnek az ionizált fémek és az ionizált hidrogén vonalai. Ebbe az osztályba tartozik az Arcturus, az ε Eridani, az α Centauri B és az Aldebaran. Az alábbi ábrán egy K4 III spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|700px|center
M színképtípusú csillagok
Ez a csoport a Secchi-féle rendszer III. osztályának felel meg. Felszíni hőmérsékletük 2200–3500 K közötti. Színképük abszorpciós (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH és H2) molekulasávokat és semleges fémvonalakat mutat. A fősorozat csillagainak több mint 78%-a ebbe az osztályba sorolható – ilyen csillagok például a Betelgeuze (óriáscsillag), a Barnard-csillag (törpe), a Gliese 581 (vörös törpe), a LEHPM 2-59 (szubtörpe) és a GSC 08047-00232 B jelű, késői M típusú barna törpe. . A következő két ábrán egy M0 III illetve egy M6 V spektráltípusú csillag színképe látható. thumb|700px|center thumb|700px|center
A mellékág csillagai Az R, N és S típusú csillagok a vörös óriások mellékosztályai. A Hertzsprung-Russell diagram aszimptotikus óriáságán helyezkednek el; magjukban már nincs hidrogénfúzió, aktív zónájuk egy, a mag körüli héjba szorul ki. Magjuk gyakorlatilag forró, degenerált hélium. A héjban keletkező hélium egészen addig növeli a héliumból álló mag tömegét, amíg abban a nyomás el nem éri a magfúzióhoz szükséges értéket, és akkor beindul a héliumégés, miközben a mag külső rétege továbbra is hidrogént éget. A hélium égéséből szén és oxigén keletkezik, és ezek a csillag magjában gyűlnek össze. A magban a hélium fúziója addig folytatódik, amíg a hélium egy bizonyos része el nem fogy. A csillagok ezen kettős héj-égését aszimptotikus óriáság-fázisnak nevezzük. Ez a fázis a csillagok életében igen rövid, mivel a héliumfúzió – és vele a csillag ideiglenes stabilitása a kettős héjégés állapotában – nem tart sokáig.
R színképtípusú csillagok A G és az N osztály közötti, átmeneti jellegűek. Felszíni hőmérsékletük 3000 K alatti. Színképük hasonlít a K osztály csillagaiéhoz, de megfigyelhetőek bennük a K osztályra nem jellemző CN és CH ionok sávjai.
N színképtípusú csillagok Felszíni hőmérsékletük 2000 K alatti. Az Angelo Secchi által bevezetett osztályozási rendszerben a IV. osztálynak felelnek meg. Színképük hasonlít a K osztály csillagaihoz, de a C2 molekulasávok is feltűnnek bennük. Az R és N színképtípusú csillagokat korábban a színképükre jellemző szénmolekulák miatt egy osztályba sorolták; ez volt a C osztály (széncsillagok). Később két különböző osztályra bontották, attól függően, hogy a színképsávjaikat milyen típusú szénmolekula okozza.Classification of Stellar Spectra: Some History
S színképtípusú csillagok